Supermassive black holes, star clusters, and stellar discs in galactic nuclei

La tesi è dedicata allo studio della struttura delle regioni centrali delle galassie. Attraverso metodi differenti si è proceduto a caratterizzare alcuni aspetti degli oggetti centrali massicci (CMO) che risiedono nei nuclei galattici investigando, ad esempio, i loro possibili scenari di formazione, le proprietà delle loro popolazioni stellari e le relazioni che li legano all’intera galassia. Nel primo capitolo si è evidenziata l’importanza di capire le proprietà fisiche dei CMO riassumendo i risultati degli studi precedenti in cui si discutono gli scenari di formazione, le relazioni di scala e le proprietà dei buchi neri supermassicci (SBH), degli ammassi stellari nucleari (NSC) e dei dischi stellari nucleari (NSD) che costituiscono gli oggetti massicci centrali conosciuti fino ad oggi. La massa dei SBH è compresa nell’intervallo tra 10^6 e 10^(10) masse solari e si può misurare in diversi modi. Si pensa che essi risiedano in tutte le galassie, alle quali sono legate mediante una serie di relazioni. Per questo motivo è plausibile che abbiano formazione ed evoluzione comuni. Tuttavia gli scenari proposti rimangono incerti. I NSC sono, invece, oggetti massicci (M_NSC∼ 10^5 −10^8 masse solari), molto compatti (r_e ∼ 5 pc) e molto brillanti (−14 < M_I < −10). Essi possono essere costituiti da popolazioni stellari multiple, ossia possono avere una componente vecchia di forma sferoidale ed una componente giovane a forma di disco o ad anello. La loro massa e la loro luminosità sono correlate a varie proprietà della galassia che li ospita. Lo scenario di formazione piu' plausibile sembra essere quello in cui il gas migra verso il centro della galassia, dove ha luogo la formazione stellare. Accanto a questi processi dissipativi, la loro massa può aumentare tramite eventi di fusione che coinvolgono ammassi globulari. I NSD, invece, sono dischi stellari piccoli (h ∼ 10 − 50 pc) e luminosi (μ_0,V ∼ 16 − 19 mag arcsec^(-2)). Essi contribuiscono al massimo alla metà della luminosità del nucleo e sono sistemi fragili che non sopravvivono ad eventi di fusione galattica. La popolazione stellare, di cui sono costituiti, è stata studiata in dettaglio solo per pochi oggetti e gli esiti hanno mostrato risultati non omogenei. La loro brillanza superficiale centrale è legata al raggio di scala, come mostrano anche i dischi galattici delle spirali o delle galassie lenticolari, o i dischi immersi nelle galassie ellittiche. I NSD sembrano essersi formati dal gas che si è accumulato nel nucleo dalla galassia e che ha cominciato a formare stelle. Tale gas può avere avuto origine interna alla galassia, provenendo da regioni periferiche, oppure può essere stato catturato dall’esterno a seguito di eventi di fusione. SBH, NSC e NSD possono risiedere nello stesso nucleo galattico, che porta a chiedersi se essi siano manifestazioni di uno stesso oggetto e condividano lo stesso scenario di formazione. Nel secondo capitolo della tesi si sono studiate la formazione e le proprietà dei NSD analizzando una serie di simulazioni che studia eventi di fusione non dissipativi di ammassi stellari nei nuclei galattici. Un ammasso stellare massiccio e un disco compatto nucleare vengono fatti accrescere dalla fusione con una decina di ammassi stellari, i quali hanno dimensioni e masse comparabili a quelle degli ammassi globulari osservati nella Via Lattea. In questo modo, le simulazioni riescono a riprodurre strutture che si osservano nei nuclei galattici. Sono, poi, state analizzate le immagini e le mappe cinematiche ricavate come se fossero realmente state osservate alla distanza dell’Ammasso della Vergine e come se avessero caratteristiche simili al nucleo di NGC 4244. Mediante il metodo di Scorza & Bender, si è proceduto alla decomposizione fotometrica delle immagini per ottenere i parametri strutturali degli eventuali NSD. Le simulazioni riguardanti l’accrescimento di ammassi globulari in un disco nucleare pre-esistente hanno mostrato la presenza di un NSD le cui proprietà cinematiche e fotometriche sono in accordo con quelle misurate per i NSD di galassie reali. Ciò è indice del fatto che i NSD possano essere frutto di eventi di fusione che coinvolgono ammassi stellari nei nuclei galattici. Le simulazioni realizzate a partire dalla struttura sferoidale, invece, mostrano un nucleo allungato che presenta caratteristiche dissimili da quelle dei NSD. Ciò evidenzia l’importanza di utilizzare il metodo di Scorza & Bender per verificare la presenza di NSD. Nel terzo capitolo della tesi si è proceduto ad analizzare la struttura e le proprietè della popolazione stellare del nucleo galattico di NGC 1023, una galassia interagente di tipo SB0. A tale scopo è stata condotta un’analisi fotometrica accurata delle immagini d’archivio ottenute con l’Hubble Space Telescope (HST) nonché uno studio spettroscopico dettagliato mediante spettri a campo integrale ottenuti con telescopi da terra. Le stelle del NSD sono significativamente piu' giovani e piu' metalliche rispetto a quelle dello sferoide. Ciò supporta uno scenario in cui il NSD è il risultato della formazione stellare avvenuta con il gas che è stato trasportato nel centro della galassia. Tale gas può avere avuto origine interna o esterna: può, infatti, provenire dal disco galattico di NGC 1023 o dalla galassia satellite NGC 1023A. Le caratteristiche del NSD di NGC 1023 escludono, dunque, un’origine non dissipativa, quale può essere la fusione di ammassi stellari nel nucleo. Il quarto capitolo della tesi è dedicato all’analisi dinamica della galassia di tipo lenticolare NGC 383, che dista 63.4 Mpc, allo scopo di misurare le masse dei CMO che sono presenti nel suo nucleo. La dispersione di velocità centrale di NGC 383 è consistente con una massa del SBH di 5.8 x10^8 masse solari. L’analisi è stata condotta utilizzando le immagini d’archivio ottenute con la camera Wide Field and Planetary Camera 2 e grazie agli spettri ottenuti con lo spettrografo Space Telescope Imaging Spectrograph di HST. Tali dati hanno fornito informazioni dettagliate sulla struttura, il profilo di massa della componente stellare, la profondità ottica delle regioni dominate dalla polvere e la distribuzione spaziale e cinematica del gas ionizzato presente nelle regioni centrali della galassia. Per riprodurre il profilo cinematico che è stato derivato dalla riga di emissione [N II]λ6583 lungo tre aperture parallele all’asse maggiore della galassia e di cui una passante per il centro, sono stati costruiti modelli dinamici che hanno incluso i profili di massa della componente stellare, del NSC e del SBH. Quando si è considerato un unico CMO, si è ottenuta una massa del SBH pari a 8.5 (+1.8 -1.3) x10^8 masse solari. Quando, invece, si è tenuto conto anche della presenza del NSC, si sono ricavate masse pari a 6.0 (+1.8 −1.2) x10^8 masse solari e 8.9 (+5.0 −3.9) x10^7 masse solari per il SBH e il NSC, rispettivamente. In entrambi i casi le masse dei CMO ottenute sono in accordo con le relazioni di scala che le legano ad alcune proprietà dell’intera galassia. Questi risultati costituiscono un importante passo in avanti nel contesto della caratterizzazione dei CMO e provano che i SBH possono coesistere con i NSC in alcune galassie. Le principali conclusioni della tesi possono, quindi, essere riassunte in tre punti: 1) I NSD possono formarsi anche attraverso eventi di fusione, ma una certa quantità di gas è comunque necessaria; 2) NGC 1023 ospita un NSD che ha una popolazione giovane e metallica, frutto di una formazione dovuta a processi dissipativi; 3) un SBH e un NSC coesistono nel nucleo di NGC 383 e seguono relazioni diverse se confrontate con le proprietà della galassia che li ospita. Per la prima volta le masse di questi oggetti sono state misurate in maniera simultanea mediante l’utilizzo di modelli dinamici.